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Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 4b : Échelle de distances Indicateurs de distance Relations TF.

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1 Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 4b : Échelle de distances Indicateurs de distance Relations TF & FJ

2 Faculté des arts et des sciences Département de physique Pourquoi mesurer les distances La dimension physique des objets ne peut être déterminée précisément sans les distances Constante de Hubble: expansion de lUnivers âge de lUnivers Dynamique des galaxies en groupes: V = H 0 D mais en réalité V = H 0 D + V pec

3 Faculté des arts et des sciences Département de physique Galaxies pas distribuées au hasard (raison pour laquelle on ne peut pas utiliser les redshifts pour mesurer les distances)

4 Faculté des arts et des sciences Département de physique Le Groupe Local

5 Faculté des arts et des sciences Département de physique Le Superamas Local

6 Faculté des arts et des sciences Département de physique Super Amas plus distants

7 Faculté des arts et des sciences Département de physique Redshifts Surveys

8 Faculté des arts et des sciences Département de physique Champ de vitesses local

9 Faculté des arts et des sciences Département de physique Construction de léchelle de distance 0 parallaxes mouvements propres vitesses radiales pc Céphéides RR Lyrae Novae les plus brillantes 3 Mpc (télescope terrestre) 15 Mpc (HST) supernovae amas globulaires nébuleuses planétaires régions HII Mpc Tully-Fisher Faber-Jackson (Dn-s) Surface Brightness Fluctuation 100 Mpc Loi de Hubble 5000 Mpc

10 Faculté des arts et des sciences Département de physique Construction de léchelle de distance

11 Faculté des arts et des sciences Département de physique Échelle de distance 1 ere étape: parallaxe, mouvements propres, vitesses radiales Méthodes utilisées dans lenvironnement solaire (d < pc) Connaissant la distance dune * dans un amas proche On connaît la magnitude absolue de toutes les * de lamas Si on mesure la magnitude apparente dune * de même type dans un amas plus lointain Module de distance m = m – M distance

12 Faculté des arts et des sciences Département de physique Échelle de distance Indicateurs primaires Céphéides RR Lyrae Indicateurs secondaires Tully-Fisher Faber-Jackson Dn- Distr. Amas Globulaires & PN SBF SNe Type 1a H0H0 Pop I Pop II

13 Faculté des arts et des sciences Département de physique Céphéides (indicateur de distance le plus précis) Étoiles normales de grande masse – brève période dinstabilité – évolution stellaireÉtoiles normales de grande masse – brève période dinstabilité – évolution stellaire Étoiles post –MSÉtoiles post –MS Dans la bande dinstabilité: T & r varient de façon régulièreDans la bande dinstabilité: T & r varient de façon régulière Céphéides brillantes (plus denses) pulsent plus viteCéphéides brillantes (plus denses) pulsent plus vite

14 Faculté des arts et des sciences Département de physique Céphéides

15 Faculté des arts et des sciences Département de physique Céphéides

16 Faculté des arts et des sciences Département de physique Céphéides HST: M 100

17 Faculté des arts et des sciences Département de physique Céphéides

18 Faculté des arts et des sciences Département de physique Céphéides (erreurs) Individuelle, précise à +/- 0.3 mag. (erreur ~15%)Individuelle, précise à +/- 0.3 mag. (erreur ~15%) Confusion dans les régions densesConfusion dans les régions denses Indicateur Pop IIndicateur Pop I Besoin dune courbe de lumière pour Besoin dune courbe de lumière pour Moyenne de plusieurs par galaxieMoyenne de plusieurs par galaxie Bleu: maximal mais extinction maximalBleu: maximal mais extinction maximal Relation période-luminosité a une dépendance sur la métallicitéRelation période-luminosité a une dépendance sur la métallicité

19 Faculté des arts et des sciences Département de physique Céphéides (erreurs) Madore & Freedman 1991

20 Faculté des arts et des sciences Département de physique Céphéides Exemple: Céphéides dans une galaxie à 10 MpcExemple: Céphéides dans une galaxie à 10 Mpc m-M = 5log(d) -5 m-M = 30 P = 40 jours M=-5.9P = 40 jours M=-5.9 magnitude apparentemagnitude apparente (m-M)+M = 24.1 Keck: m= 26Keck: m= 26 (m-M) = (265.9) = =5log(d)-5 d= 24 Mpc

21 Faculté des arts et des sciences Département de physique Échelle de distance Indicateurs primaires Céphéides RR Lyrae Indicateurs secondaires Tully-Fisher Faber-Jackson Dn- Distr. Amas Globulaires & PN SBF SNe Type 1a H0H0 Pop I Pop II

22 Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation Tully-Fisher Relation entre la luminosité totale et la vitesse maximum de rotationRelation entre la luminosité totale et la vitesse maximum de rotation Galaxies massives tournent plus rapidementGalaxies massives tournent plus rapidement

23 Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation Tully-Fisher Disque exponentiel (Freeman 1970)Disque exponentiel (Freeman 1970) L ~ I 0 r d 2 (L = 2 I 0 / 2 ) (1) Courbes de rotation platesCourbes de rotation plates M ~ r d V 2 max (2) (1) + (2)(1) + (2) L ~ I 0 M 2 /V 4 max (M/L & I 0 ~ cste)(M/L & I 0 ~ cste) L ~ V 4 max L ~ V n max Relation Tully-Fisher

24 Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation Tully-Fisher définition de magnitude: M = -2.5 log Ldéfinition de magnitude: M = -2.5 log L M ~ -2.5 log V 4 max M ~ -10 log V max M = a (logW -2.5) + b pentepoint zéro

25 Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation Tully-Fisher M = a (logW -2.5) + b M (corrected) = M(obs) – k z –A gal – A int W(corrected) = [W(obs) – W( gaz )]/sin(i)

26 Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation Tully-Fisher

27 Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation Tully-Fisher RTF très bon pour les distances relativesRTF très bon pour les distances relatives RTF a besoin dune calibration absolueRTF a besoin dune calibration absolue

28 Faculté des arts et des sciences Département de physique Calibration de la Relation Tully-Fisher Sakai et al. 2000Sakai et al Photométrie de surface de galaxies avec des distances Céphéides Photométrie de surface de galaxies avec des distances Céphéides Profiles 21 cm (largeur ~ V max ) Profiles 21 cm (largeur ~ V max ) Calibrer TF BVRIH Calibrer TF BVRIH Appliquer la calib à des amas distants Appliquer la calib à des amas distants

29 Faculté des arts et des sciences Département de physique Calibration de la Relation Tully-Fisher Sakai et al Dispersion moins grande en H quen B

30 Faculté des arts et des sciences Département de physique Calibration de la Relation Tully-Fisher SB plus grande dispersion (erreur sur i ?) Sakai et al (amas)

31 Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation Tully-Fisher pour les galaxies naines Carignan & Freeman 1988 Carignan & Beaulieu 1989

32 Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation Tully-Fisher pour les galaxies naines TF relation entre M baryonique et V max

33 Faculté des arts et des sciences Département de physique Échelle de distance Indicateurs primaires Céphéides RR Lyrae Indicateurs secondaires Tully-Fisher Faber-Jackson Dn- Distr. Amas Globulaires & PN SBF SNe Type 1a H0H0 Pop I Pop II

34 Faculté des arts et des sciences Département de physique Relation Faber-Jackson L ~ 4 Semblable à la relation de Tully-FisherSemblable à la relation de Tully-Fisher Elliptiques supportées par au lieu de V maxElliptiques supportées par au lieu de V max Pas de gaz, donc pas de problème avec les naines comme les IrrsPas de gaz, donc pas de problème avec les naines comme les Irrs

35 Faculté des arts et des sciences Département de physique Échelle de distance Indicateurs primaires Céphéides RR Lyrae Indicateurs secondaires Tully-Fisher Faber-Jackson Dn- Distr. Amas Globulaires & PN SBF SNe Type 1a H0H0 Pop I Pop II

36 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distances Amas Globulaires Comme ces objets sont beaucoup plus brillants que les * individuelles, on peut les observer dans les galaxies lointaines Comme ces objets sont beaucoup plus brillants que les * individuelles, on peut les observer dans les galaxies lointaines Lhypothèse de base est que les propriétés de ces objets ne varient pas dune galaxie à lautre Lhypothèse de base est que les propriétés de ces objets ne varient pas dune galaxie à lautre

37 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distances PNs Fonction de luminosité pour les PNs dans M31Fonction de luminosité pour les PNs dans M31 Noter comment elle tombe rapidement vers 0Noter comment elle tombe rapidement vers 0 Méthode: comparer le cut-off de la fonction de luminosité avec une galaxie de distance connueMéthode: comparer le cut-off de la fonction de luminosité avec une galaxie de distance connue On obtient ainsi (m-M)On obtient ainsi (m-M)

38 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distances PNs Comparaison pour des galaxies proches avec des distances obtenues avec des CéphéidesComparaison pour des galaxies proches avec des distances obtenues avec des Céphéides Précision ~ 10%Précision ~ 10%

39 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distances SBF Tonry & Schneider 1988 Fluctuation RMS ~ d -1 Dist X 2

40 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distances SBF Galaxie la plus distante est la plus smooth RMS ~ d -1

41 Faculté des arts et des sciences Département de physique Échelle de distance Indicateurs primaires Céphéides RR Lyrae Indicateurs secondaires Tully-Fisher Faber-Jackson Dn- Distr. Amas Globulaires & PN SBF SNe Type 1a H0H0 Pop I Pop II

42 Faculté des arts et des sciences Département de physique Supernovae Type II Fin de la vie stellaire (fin du brûlage nucléaire) lentement NP couches externes sont éjectées rapidement SN lentement (m 7 M sol ) nébuleuse planétaire supernovae nébuleuse planétaire supernovae naines blanches naines blanches (m < 1.4 M sol ) * neutrons trous noirs (m < 1.4 M sol ) * neutrons trous noirs (m = 2-3 M sol ) (m > 3 M sol ) (m = 2-3 M sol ) (m > 3 M sol )

43 Faculté des arts et des sciences Département de physique SNe Type 1a Très brillante (distances cosmologiques z ~ 1)Très brillante (distances cosmologiques z ~ 1) C, O flash sur la naine blanche (accrétion)C, O flash sur la naine blanche (accrétion) Fréquence: 1 / galaxie / 500 ansFréquence: 1 / galaxie / 500 ans Doit reconnaître la courbe de lumière (mesure du pic)Doit reconnaître la courbe de lumière (mesure du pic) Calibrer le taux de décroissanceCalibrer le taux de décroissance Estimer lextinctionEstimer lextinction Peu de calibrateurs locaux pour le point zéroPeu de calibrateurs locaux pour le point zéro

44 Faculté des arts et des sciences Département de physique SNe Type Ia

45 Faculté des arts et des sciences Département de physique SNe Type Ia

46 Faculté des arts et des sciences Département de physique SNe Type Ia

47 Faculté des arts et des sciences Département de physique SNe Type 1a Calibrateurs:Calibrateurs: / Incertitude sur la distance ~10% (0.18)Incertitude sur la distance ~10% (0.18) Si on mesure aussi la décroissance de la courbe de lumièreSi on mesure aussi la décroissance de la courbe de lumière Incertitude ~ 0.1 magIncertitude ~ 0.1 mag (m-M) = ( ) = 45.5 corresponds a D = 10,000 Mpc (m-M) = ( ) = 49.5 corresponds a D = 80,000 Mpc Calibrateurs proches

48 Faculté des arts et des sciences Département de physique SNe Type 1a

49 Faculté des arts et des sciences Département de physique SNe Type 1a M ~ 0.3 ~ 0.7

50 Faculté des arts et des sciences Département de physique

51 Faculté des arts et des sciences Département de physique

52 Faculté des arts et des sciences Département de physique Distance de Virgo

53 Faculté des arts et des sciences Département de physique Echelle de distance


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